Re-visit the N/Z ratio of free nucleons from collisions of neutron -rich nuclei as a probe of EoS of asymmetric nuclear matter
用与同位旋相关的量子分子动力学方法研究了丰中子核碰撞中自由核子的N/Z比随动量的变化。我们发现，这个比例不仅是敏感的对称性势能的密度依赖的形式，但它的强度决定的对称性能量系数。对称能系数的不确定性影响了用丰中子核自由核子的N/Z比探测对称能密度依赖性的准确性。
2003-12-22 nucl-th
Probing the EOS of dense neutron-rich matter with high-energy radioactive beams
由高能放射性核束引起的核反应产生具有高密度和明显的中子-质子不对称性的核物质的瞬态。这将为探索致密富中子物质的新特性和核物质状态方程（EOS）的同位旋依赖性提供一个独特的机会。在这里，我们研究的$π^-/π^+$比作为探针的状态方程的致密丰中子物质。
2003-12-06 nucl-ex nucl-th
Equation of State table with hyperon and antikaon for supernova and neutron star merger
我们发展了一个新的物态方程表，其中包含了热（反）K介子、$K^{-}$介子和$Λ$超子的玻色-爱因斯坦凝聚，并用于超新星和中子星合并的模拟。这个EoS表是基于有限温度密度依赖的相对论强子场论，其中重子-重子相互作用由标量$σ$、矢量$ω$和$ρ$介子介导，使用核子的参数集DD 2。超子-超子排斥相互作用是由一个额外的奇异$ϕ$介子介导的。$K^-$凝聚态物质的EoS也是在相对论平均场模型的框架内计算的，而低密度非均匀物质的EoS是在扩展的核统计平衡模型（NSE）中计算的。EoS表是针对重子密度（$10^{-12}$至$\sim$ 1 fm $^{-3}$）、正电荷分数（0.01至0.60）和温度（0.1至158.48 MeV）这三个参数的大范围值生成的。
2021-04-01 astro-ph.HE nucl-th
Nucleon-quark mixed matter and neutron star EOS
本文在Brueckner-Hartree-Fock框架下定义核子-夸克混合物质，提出NQMM-A和NQMM-B两种状态方程模型，证明核子-夸克双夸克交换排斥对再现中子星最大质量与半径观测值至关重要。
2024-08-07 nucl-th
Emulators for Scarce and Noisy Data: Application to Auxiliary-Field Diffusion Monte Carlo for Neutron Matter
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Syracuse University（雪城大学）
本研究利用参数矩阵模型为AFDMC计算开发快速仿真器，以高效传播核相互作用不确定性至中子物质EOS，为天体物理数据分析提供稳健不确定性估计。
2025-10-25 nucl-th
Neutron Stars and the EOS
强调了最近测量的中子星质量，特别是接近和超过2个太阳质量的质量，对于中子星物质状态方程的意义。从因果关系出发，给出了与模型无关的中子星热力学性质的上限，它只依赖于中子星的最大质量。通过对自束缚夸克物质星和核子-夸克混合星的研究，强调了对中子星中夸克物质进行非微扰处理的必要性。本文简要讨论了几个测量良好的单个中子星的质量和半径在多大程度上可以通过反演恒星结构方程建立一个与模型无关的状态方程。
2013-07-01 astro-ph.SR nucl-th
Perturbative QCD and the Neutron Star Equation of State
提出基于声速模型的物理无关EoS方法，衔接核理论低密度信息与pQCD高密度约束，揭示pQCD与NICER等天体观测在软硬倾向上的相互作用及未来大半径重中子星情形下的约束能力。
2023-08-18 nucl-th
Effects of symmetry energy on equation of state for simulations of core-collapse supernovae and neutron-star mergers
基于扩展的相对论平均场模型，构造了一个新的状态方程，用于数值模拟核心坍缩超新星和中子星合并过程，该方程具有小的对称性能量斜率$L$，与实验核数据和最近的中子星观测结果相一致.以相同的表格形式设计了基于$L=40$ MeV的扩展TM 1（TM 1e）模型的新EOS表（EOS 4），并与基于$L=110.8$ MeV的原TM 1模型的常用EOS表（EOS 2）进行了比较。这对于进行数值模拟和研究对称能及其密度依赖性对天体物理现象的影响是方便和有用的。与EOS2中使用的TM1模型相比，TM1e模型提供的中子星的最大质量与EOS2中的相似，但对于$1.4 M_\odot$中子星，TM1e模型提供的半径和潮汐形变更小，更符合当前的约束条件。通过比较EOS4和EOS2的相图和热力学量，发现TM1e模型预测的非均匀物质区域相对较大，富中子物质的状态方程相对较软。在低质子分数的情况下，观察到EOS4和EOS2之间的显著差异，而对称物质的性质保持不变。
2020-01-28 astro-ph.HE nucl-th
Tables of Hyperonic Matter Equation of State for Core-Collapse Supernovae
本文采用SU_f（3）扩展的相对论平均场（RMF）模型，给出了包含超子的核物质的物态方程，并对核塌缩超新星进行了数值模拟。本文测定了σ超子和Xi超子与σ介子的耦合常数，以拟合最近对超子产生反应的分析所提出的在核物质中的超子势深度，即U_σ（rho_0）~ +30 MeV和U_Xi（rho_0）~ -15 MeV。在低密度下，均匀物质的物态方程与Shen等人的物态方程相联系，其中有限核的形成包括在费米子-费米近似中。在本物态方程中，当考虑超子时，中子星的最大质量从2.17 Msun（Ne mu）减小到1.63 Msun（NYe mu）.在一个15 $M_\odot$星的球形绝热坍缩过程中，由于温度和密度没有达到超子混合区，超子分数大于1%（T > 40 MeV或rho_B > 0.4 fm^{-3}），超子效应很小.
2008-06-29 nucl-th
Unified neutron star equations of state calibrated to nuclear properties
本研究从Malik23数据集中选取21个覆盖大范围对称能斜率的统一中子星状态方程，构建包含BSk22外壳与CLD近似内核的纯核子模型，分析其与天体物理观测及物理性质的兼容性，发现三个EoS满足所有约束。
2024-01-19 nucl-th
Nuclear constraints on the EoS and rotating neutron stars
本文讨论了核约束对中子星状态方程的影响。一个综合的适合核质量和电荷半径导致改进值的对称能及其衍生物在核饱和密度，$S_{\rm{v}}= 31$ MeV和$L=68\pm 8$ MeV。作为应用，讨论了旋转超大质量中子星的某些性质对EoS的敏感性。
2014-01-06 astro-ph.SR nucl-th
Tidal deformability of neutron and hyperon star with relativistic mean field equations of state
利用相对论平均场状态方程系统地研究了中子星和超子星的潮汐形变。在致密双星演化的早期，潮汐效应起着重要的作用。虽然，与EOS相关的变形有一个小的修正，它给出了一个干净的引力波签名在双螺旋。这些都是由不同的勒夫数kl（l= 2，3，4）来表征的，这取决于给定质量和半径的恒星的状态方程。利用先进的LIGO探测器，在吸气型中子星（BNS）合并的最后阶段，可以有效地测量恒星的潮汐效应。
2016-09-28 nucl-th
Pairing effects on neutron matter equation of state and symmetry energy at subsaturation densities
在BCS理论和Skyrme-Hartree-Fock模型的框架下，利用各种微观对能隙和有效对相互作用，研究了对效应对中子物质物态方程和次饱和密度下对称能的影响.我们发现，对效应对极低密度（$\lesssim 0.02~\rm{fm}^{-3}$）中子物质的物态方程可能有相当大的贡献，而对亚饱和密度的对称能影响很小。此外，还讨论了在考虑对关联时，核物质物态方程的同位旋非对称性依赖关系的抛物近似的可靠性。
2019-09-19 nucl-th
Non-uniform Matter in Neutron Star Crusts Studied by the Variational Method with Thomas-Fermi Calculations
利用变分法得到的均匀核物质状态方程，在TF近似下研究了中子星壳的状态方程.与核三体力，这是引入来描述饱和特性，相关的参数进行了微调，使孤立原子核的TF计算再现质量和电荷分布的实验数据令人满意。由此产生的均方根偏差的质量从质量测量的核的实验数据是约3兆电子伏。利用所确定的核状态方程，计算了零温时NS地壳中的核。NS壳核质子数的预测值与Negele和Vautherin的结果接近，但由于对称能的差异，它们比Shen等人的物态方程的预测值要大。用所建立的状态方程计算了NS的密度分布。
2009-06-22 nucl-th
Universality in quasinormal modes of neutron stars with quark-hadron crossover
本研究分析含夸克-强子交叉（QHC）的中子星准简正模引力波频率，发现f模的质量-频率普适关系在QHC物态方程下仍成立，但p1模的对应关系在特定质量范围有显著偏离，可用于区分QHC与强子物态方程。
2023-08-22 astro-ph.HE nucl-th
Spin-orbit correlation energy in neutron matter
我们研究了现实的核子-核子势中存在的两体自旋-轨道耦合所产生的能量关联的相关性。为此，本文用实际的二体Argonne $v_8'$势计算了中子物质状态方程。当去掉自旋轨道项时，EoS中出现的位移被作为自旋轨道相关能的估计。内得到的结果Bethe-Brueckner-Goldstone扩展，扩展到三个孔线图，最近在文献中提出的其他多体计算进行了比较。特别是，良好的协议被发现与格林函数蒙特卡罗方法。这种一致性表明了目前在中子物质EoS计算中的理论准确性。
2003-11-20 nucl-th
Neutron skins as laboratory constraints on properties of neutron stars and on what we can learn from heavy ion fragmentation reactions
具有小质子/中子分数的无限核物质的状态方程（EOS）是确定中子星性质和将模型预测与天文观测进行比较的关键输入。所谓的“对称能”是物态方程中解释中子和质子数之差的部分。许多实验已经被设计来评估对称能和限制它的功能依赖与核子密度。进一步的约束来自于使用状态方程的恒星建模，以再现诸如中子星质量和半径的天文观测。最近探测到的中子星合并所发射的引力波以及这些事件所引起的核合成引起了人们对这类研究的兴趣。几种类型的核反应已经被提出来研究物态方程的对称能部分。其中有些是确定核中的中子皮，并利用它与对称能斜率参数的关系。在这篇文章中，我们探讨了一组特定的反应，使用高能量（$E_{lab} \sim 1$ GeV/核子）中子丰富的弹丸。我们探索了同一同位素链中所有反应碎片（a）的测量，即，仅通过去除中子，（b）在所有电荷改变通道中，和（c）总相互作用截面。利用Hartree-Fock-Bogoliubov（HBF）方法对具有Skyrme相互作用的中子和质子密度进行了预测，探讨了这些截面对核中中子皮的敏感性。
2019-07-14 nucl-th
Uncertainty Quantification for Neutrino Opacities in Core-Collapse Supernovae and Neutron Star Mergers
我们进行了广泛的研究中微子-核子的反平均自由程（IMFPs）和基本的状态方程（EoS）之间的相关性。研究了不同密度区域中中微子平均自由程的强相互作用不确定性。核子有效质量、核子化学势和介质中的残余相互作用在以密度依赖的方式确定中微子-核子相互作用方面发挥着重要作用。我们研究了上述量是如何受到与（i）核质量测量，（ii）质子-质子散射相移，和（iii）中子星观测一致的EoS的约束。然后，利用Hartree-Fock+随机相位近似方法，研究了带电流和中性流中微子-核子反平均自由程的不确定性。最后，我们计算了（i）基于EOS的数量和基于EOS的数量之间的皮尔逊相关系数;（ii）基于EOS的数量和IMFP之间的皮尔逊相关系数;（iii）IMFP和IMFP之间的皮尔逊相关系数。我们发现了一个强大的影响剩余的相互作用对中微子不透明度的自旋和自旋-同位旋通道，这是没有很好地约束当前的核模型。
2023-01-29 nucl-th
Kilonova Emission from Neutron Star Mergers with Different Equations of State
本研究探讨了不同状态方程（EoS）对双中子星并合中 $r$-过程核合成及千新星辐射的影响，发现较软 EoS 会产生更多抛射物并导致更亮的千新星峰值，为多信使观测约束 EoS 提供了探针。
2025-01-31 astro-ph.HE nucl-th
EoS for hot neutron stars
我们回顾了状态方程（EoS）模型，涵盖了大范围的温度，重子数密度和电子分数目前可在\textsc{CompOSE}数据库。这些模型的目的是直接用于核心坍缩超新星，双中子星合并和原始中子星演化的数值模拟。我们讨论他们遵守现有的天体物理观测和核数据的限制。对于选择的纯核子模型在合理的协议与上述限制，讨论冷物质的性质后，我们审查的热力学条件相关的核心坍缩超新星和双中子星合并的热性质。我们发现，后者的强烈影响的核子有效质量的密度依赖性。选择的一堆模型被用来研究热星性质的EoS依赖性，其中每个重子的熵和电子分数分布的灵感来自原始中子星演化。发现在许多模拟中使用的$Γ$定律分析热EoS不能很好地描述EoS的这些热性质。然而，只要重子部分的热效应很小，它就可以对热星的结构提供一个公平的描述，就像这里所示的从反弹后几秒开始的原中子星。
2021-11-24 astro-ph.HE nucl-th
A Comparative study of hyperon equations of state in supernova simulations
对Banik，Hempel和Banyopadhyay（BHB）的$Λ$超子状态方程\citep{bhb}和\citet{shen11}（记作HShen $Λ$）用于核塌缩超新星（CCSN）模拟的结果进行了比较研究.利用BHB $Λϕ$和HShen $Λ$状态方程（EoS）表以及Woosley和Heger的不同先驱体模型\citep{Woos}，在广义相对论一维程序中研究了核坍缩超新星中质子中子星（PNS）向黑洞的动力学演化.重子的质量分数，密度以及在PNS在不同时刻的温度的径向轮廓的时间，进行了比较两个EoS表。对这两个$Λ$超子EoS表，给出了PNS中心密度随时间的变化规律，并与相应的核EoS表进行了比较.对于这里采用的整个祖先模型集，观察到BHB $Λϕ$情况下的黑洞形成时间高于HShen $Λ$ EoS，因为排斥的$Λ$ - $Λ$相互作用使BHB $Λϕ$ EoS更硬。$Λ$超子EoS的中微子发射比它的核对应物早停止。用BHB $Λϕ$ EoS和$s$ 20 WH 07模型研究了中微子加热增强的超新星爆炸后PNS激波半径和引力质量的长期演化。发现PNS在4s内保持稳定，可能演化为冷中子星.
2015-08-08 astro-ph.HE nucl-th
Tabulated Equations of State From Models Informed by Chiral Effective Field Theory
本文构建了四个适用于中子星合并模拟的物态方程表，基于手征有效场理论约束的相对论平均场理论计算，并涵盖低密度非均匀核物质模型，已公开发布供研究使用。
2023-11-17 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Equation of state of dense nuclear matter and neutron star structure from nuclear chiral interactions
利用新近在手征微扰理论（ChPT）框架下导出的真实的二体和三体核相互作用，包括$Δ(1232)$同量异位素中间态，我们报道了零温下致密对称核物质、纯中子物质、非对称和$β$稳定的核物质的一个新的微观状态方程.该状态方程以表格形式和参数化形式提供，可用于双中子星合并的数值广义相对论模拟。本文用我们的$β$稳定核物质的新物态方程计算了非旋转中子星的各种结构性质，该物态方程是在Brueckner-Hartree-Fock近似下用Brueckner-Bethe-Goldstone量子多体理论导出的。中子星的性质计算数值求解Tolman-Oppenheimer-Volkov结构方程。我们的物态方程模型能够再现对称核物质的经验饱和点、对称能$E_{sym}$以及在经验饱和密度$n_{0}$下的斜率参数$L$。此外，我们的EOS模型是兼容的实验数据，从能量范围从几十兆电子伏到几百兆电子伏的每个核子之间的碰撞。这些实验提供了一个选择性的测试约束核EOS高达$\sim 4 n_0$。我们的物态方程模型与目前测量的中子星质量，特别是PSR~ J 0348 +0432中子星的质量$M = 2.01 \pm 0.04 \, M_{\odot}$是一致的。
2018-05-30 astro-ph.HE nucl-th
Listening to the long ringdown: A novel way to pinpoint the EOS in neutron-star cores
本文通过广义相对论模拟发现双中子星并合后长衰减振铃期间能量与角动量损失比与核心最高密度处状态方程存在稳健相关性，为在数倍饱和密度处约束中子星状态方程提供了新方法。
2025-09-23 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
From masses and radii of neutron stars to EOS of nuclear matter through neural network
利用神经网络算法，通过中子星的质量-半径观测数据反推致密核物质的状态方程，并与贝叶斯分析结果一致，验证了该方法对参数化状态方程模型的广泛适用性。
2023-12-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Insights into Neutron Star Matter: EoS Models and Observations
本文综述了中子星状态方程的三类模型——强子、混合和夸克物质模型，分析其假设、预测与观测约束，并展望未来研究方向。
2025-07-05 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Unsupervised machine learning correlations in EoS of neutron stars
中子星是核天体物理学界非常感兴趣的致密天体。这种系统中存在的极端条件对我们目前的原子核结构微观模型提出了巨大的挑战。物态方程（EoS）通常来自复杂的量子力学模型，如：相对论，非相对论和许多平均场方法。一般来说，每个模型都包含许多参数，如NN相互作用强度、粒子组成等，这些是每个模型的特定特征，可以在机器学习上下文中用数字和类别表示。不同的特征选择会影响EoS性质，导致恒星不同的宏观性质。在这项工作中，我们分析了选择的EoS包含各种不同的物理模型。我们的目标之一是开发工具，使不同的模型功能之间的相关性，并由它们产生的结果时，受雇于模型中子星的更好的理解。
2022-02-28 astro-ph.HE nucl-th
Effect of Inner Crust EoS on Neutron star properties
在相对论平均场（RMF）模型的框架下研究了中子星的最大质量和半径。研究了在不同的对称性能量斜率参数下，不同的内壳状态方程（EoS）下正则质量处半径$R_{1.4}$的变化。结果表明，虽然NS最大质量和相应的半径随地壳EoS的不同而变化不大，但半径和1.4 $M_{\odot}$处的潮汐变形能力随地壳EoS的不同而变化，在典型质量处的半径变化约为1-2 km。对于非统一的EOS，具有低对称性能量斜率参数的地壳在正则质量处产生低NS半径。最大旋转中子星的性质也进行了研究。在正则质量为1.4 $M_{\odot}$的情况下，旋转恒星的半径也随斜率参数的变化而变化。与静态中子星类似，旋转中子星在1.4 $M_{\odot}$处的半径也受内壳斜率参数的影响。其他重要的量，如转动惯量，频率，旋转动能，重力能量比也计算。这些量的变化与地壳坡度参数被发现是更成比例的质量和半径的NS。
2021-03-18 astro-ph.HE nucl-th
Effects of nuclear symmetry energy and equation of state on neutron star properties
考虑物态方程的自洽性，研究了核对称能对中子星质量半径关系和潮汐形变的影响。首先，我们构造了一组统一的EOS相对论平均场模型的基础上，具有不同的密度依赖的对称性能量。对于出现在中子星内壳中的pasta相的描述，我们使用与核中均匀物质相同的核相互作用进行了自洽的Pastas-Fermi计算。为了研究可能的影响，从自我一致性的状态方程对中子星的属性，我们分别调查的地壳和核心部分的影响。将同一地核物态方程与不同地壳物态方程进行匹配，发现地壳段对中子星半径有显著影响。另一方面，中子星半径也强烈依赖于核心状态方程。核部状态方程的对称性能量斜率与半径的相关性与地壳状态方程相反。这可能是一个小的斜率参数的核模型是由最近的天体物理观测青睐。
2019-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Finite-temperature extension for cold neutron star equations of state
对孤立中子星的观测限制了冷的、富含中子的物质的状态方程，而核物理实验探测了热的、对称的物质的状态方程。许多动力学现象，如核心坍缩超新星，原中子星的形成和冷却，以及中子星合并，位于这两个制度之间，并取决于在有限温度下的状态方程的物质与不同的质子分数。在本文中，我们介绍了一个新的框架，以准确地计算在任意密度，温度和质子分数的中子-质子-电子物质的热压力。这个框架可以表示使用一组五个物理动机的参数，跨越一个狭窄的范围内的值为现实的EOS，并能够捕捉到的领先的顺序退化物质的热压力的影响。我们基于狄拉克有效质量的一个新的近似的这些参数中的两个，与我们再现的热压力在<~30%的各种现实的状态方程在感兴趣的密度。三个额外的参数，基于核饱和密度附近的对称能的行为，允许外推的任何冷状态方程在β平衡到任意的质子分数。因此，我们的模型允许用户扩展任何冷核子状态方程，包括分段多边形，任意温度和质子分数，用于计算和数值模拟的天体物理现象。我们发现，我们的形式主义是能够重现现实的有限温度状态方程的误差<~20%，并提供了1-3个数量级的改进，比现有的理想流体模型。
2019-02-27 astro-ph.HE nucl-th
Breaking the EOS-Gravity Degeneracy with Masses and Pulsating Frequencies of Neutron Stars
由于超致密核物质的物态方程-引力简并性，要深入理解致密天体的许多天体物理现象，必须同时了解超致密核物质物态方程和强场引力理论。目前，中子星（NS）的质量半径相关的变化，从使用替代的重力理论是远远大于那些从改变NS物质物态方程在已知的约束。至少需要两个独立的观测打破EOS引力简并。利用混合星的EOSs模型和Yukawa型非牛顿引力，我们研究了NS的质量-半径相关和脉动频率。随着中子星最大质量的增加，$f$、$p_1$、$p_2$和$w_I$脉动模的频率随着Yukawa型非牛顿引力的增加而减小，这为将来结合中子星的x射线和引力波发射数据同时确定强场引力和核上物态方程提供了有益的参考.
2014-03-21 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
A New Equation of State for Astrophysical Simulations
我们生成了一个新的完整的状态方程（EOS）的核物质的温度，密度和质子分数的范围很广，准备用于天体物理模拟超新星和中子星合并。我们之前的两篇论文列出了在$T$ = 0到80 MeV的温度范围内，在$n_B$ = 10 $^{-8}$到1.6 fm $^{-3}$的密度范围内，以及在$Y_P$ = 0到0.56的质子分数范围内，在超过180，000个网格点上的状态方程。在本文中，我们结合这些数据点，使用合适的插值方案，以产生一个单一的状态方程表上更精细的网格。该表在绝热压缩试验期间是热力学一致的并且保持熵。我们提出了各种热力学量和物质的组成，在新的状态方程，以及与现有的状态方程表的几个比较。我们的状态方程表可供下载。
2011-03-17 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
Possibility of rapid neutron star cooling with the realistic equation of state
快速冷却过程是否发生对中子星的热演化至关重要。特别是，直接Urca过程的阈值，这是一个快速冷却过程，是由内部质子分数$Y_p$，或核对称能。由于最近的观测表明中子星的半径很小，所以对称能的值最好是低的。在这项研究中，采用三种状态方程（EoS）模型：Togashi、Shen和LS 220 EoS对中子星冷却进行了模拟。Togashi EoS最近被构造成在有限温度下具有真实的核势，并被发现可以解释中子星的小半径。结果发现，由于直接Urca过程是禁止的，中子星的冷却是缓慢的使用Togashi EoS。这是因为Togashi EoS的对称能低于其他EoS。因此，为了解释使用Togashi EoS观测到的孤立中子星（INS）的年龄和表面温度，无论表面成分如何，都需要其他快速冷却过程。
2020-01-06 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
New Hyperon Equations of State for Supernovae and Neutron Stars in Density-dependent Hadron Field Theory
我们开发了新的超子状态方程（EoS）表的核心坍缩超新星模拟和中子星。这些EoS表是基于密度相关的相对论性强子场论，其中重子-重子相互作用由介子介导，使用Typel等人（2010）的核子参数集DD 2。此外，轻和重核以及相互作用的核子被处理在Hempel和Schaffner-Bielich的核统计平衡模型，其中包括排除体积效应。在所有可能的超子中，我们只考虑了$Λ$的贡献。我们发展了两种不同的超声波EoS表：在np $Λϕ$情况下，考虑了奇异$ϕ$介子介导的排斥超子-超子相互作用;在np $Λ$情况下，不考虑。这两种情况的EoS表包括广泛的密度（$10^{-12}$至$\sim$ 1 fm $^{-3}$）、温度（0.1至158.48 MeV）和质子分数（0.01至0.60）。研究了$Λ$超子对每个重子的自由能、压力或熵等热力学量的影响，发现在高密度下超子的影响是显著的。冷的$β$平衡的EoS（包括自洽的地壳）导致np $Λϕ$的最大质量中子星为2.1 M $_{\odot}$，而np $Λ$的最大质量中子星为1.95 M $_{\odot}$。np $Λϕ$ EoS代表了第一个涉及超子的超新星EoS表，该表与最近测量的2 M $_{\odot}$中子星直接兼容。
2014-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Bayesian analysis of nontrivial features in the speed of sound inside neutron stars in light of astrophysical and pQCD constraints
本文利用改进高斯过程建模含隆起、弯折与平台的中子星 EoS，并结合 X 射线、引力波及 pQCD 约束进行贝叶斯分析，证明这些声速特征仍可行且有助于识别约 2 n_sat 处的相结构。
2024-01-22 hep-ph nucl-th
Mass-radius constraints for the neutron star EoS - Bayesian analysis
我们提出了一个新的贝叶斯分析（BA）使用析取M-R约束提取冷，致密物质状态方程（EoS）的概率测度。这种分析的关键问题之一是在紧凑型恒星的解除禁闭过渡的问题，以及它是否作为一个交叉或更确切地说作为一个一阶过渡。我们表明，通过假设尚未存在的半径测量结果的质量为$2M_\odot$，约3公里的半径间隙将清楚地选择一个EoS与强大的一阶相变作为最有可能的。这将支持在目前和即将进行的重离子碰撞实验中仔细研究的QCD相图中存在一个临界端点。
2015-11-18 astro-ph.HE nucl-th
Radial oscillations in neutron stars from unified hadronic and quarkyonic equation of states
利用支持2 M $_\odot$星判据的统一状态方程（EoS）研究了非旋转中子星的径向振荡.我们求解Sturm-Liouville问题，计算了中子星的20个最低径向振动模及其本征函数，这些振动模是由Skyrme-Hartree-Fock、相对论平均场和夸克模型中的8个统一Eos模型所模拟的.我们比较的行为计算的本征频率NS模型与强子的夸克EOS，而不同的中心密度。最低阶，f-模式频率之间的两个类的EoS在1.4 M $_\odot$，但消失在各自的最大质量，与稳定性标准$\partial M/\partialρ_c > 0$一致。此外，我们还计算了大的频率分离，并发现高阶模式的频率显着降低，将地壳中的EoS。
2022-11-28 gr-qc nucl-th
Thermodynamically consistent equation of state for an accreted neutron star crust
研究了吸积中子星壳的物态方程。通常，这样的状态方程是假设（隐含地）自由（未结合）中子和核在地壳内一起运动。我们认为，这种假设违反了条件$μ_n^\infty={\rm const}$，所需的流体静力学（和扩散）平衡的未结合中子（$μ^\infty_n$是红移的中子化学势）。我们构造了一个新的状态方程尊重这个条件，工作在可压缩液滴近似。我们证明，它是接近催化EOS在大部分的内地壳，是非常不同的文献中讨论的增生地壳的EOS。特别是，内外地壳界面的压力与文献中通常计算的中子滴压并不一致，而是由恒星内部的流体静力学（和扩散）平衡条件决定的。我们还发现在完全增生的地壳底部存在一种不稳定性，这种不稳定性将原子核转变为均匀的核物质。它保证了完全增生的地壳在增生过程中结构保持自相似。
2020-04-08 astro-ph.HE nucl-th
Bayesian Inferences on Analytical Equations of State Approximations of Neutron Stars
Indian Institute of Science Education and Research Thiruvananthapuram（印度科学教育研究所特里凡得琅分校）；Vidyasagar College（维迪亚萨加尔学院）
本研究提出一种通用分段连续参数化形式来近似致密物质状态方程，并通过两种贝叶斯方法验证其准确性，发现不同状态方程共享共同结构。
2026-09-22 astro-ph.HE nucl-th
Bayesian Inference of fine-features of dense matter EOS from future high-precision data of neutron star radii
Yuncheng University（运城学院）；Guangxi Normal University（广西师范大学）；Southeast University（东南大学）
本研究在贝叶斯框架下，利用元模型物态方程和模拟高精度中子星半径数据，探究未来高精度观测对致密物质物态方程精细特征的约束能力，并报告相关研究亮点。
2026-08-06 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
A new class of hybrid EoS with multiple critical endpoints for simulations of supernovae, neutron stars and their mergers
在有限重子化学势$μ_B^h < μ_B < μ_B^q$范围内，通过在低密度的软强子物态方程和高密度的具有色超导性的硬夸克物态方程之间的双区抛物插值，得到了混合中子星物质的物态方程族.我们考虑两个方案对应于一个交叉和一个强的一阶夸克和强子之间的过渡阶段考虑在有限和零温度。这使我们能够分析有限熵对NS的EoS和质量-半径关系的影响。我们表明，形成的颜色超导状态的夸克物质驱动的熵守恒的条件下更高的温度比在正常的夸克物质的情况下，在超新星爆炸的物质的演化。在所提出的混合EoS的情况下，区域的QCD相图可以访问超新星和NS合并，也可以达到在地面实验与相对论性重离子碰撞。
2022-05-06 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Bayesian inference of neutron star crust properties using an ab initio-benchmarked meta-model
本文通过引入基于第一性原理计算的低密度修正改进了中子星壳层EoS元建模框架，利用贝叶斯推断结合多源约束显著降低了内壳层性质的不确定性，为解释高精度多信使数据提供了稳健方法。
2025-08-13 astro-ph.HE nucl-th
Equation of State for Proto-Neutron Star
原中子星（PNS）物态方程（EoS）物理学研究的是有限温度下宽密度范围内富中子物质的性质。本文在球Wigner-Setiz近似的相对论平均场模型中讨论了PNS内壳的结构，以及在由核子和原子核组成的非理想气体维里膨胀中PNS中中微子球周围物质的组成。我们接着讨论了几个新的完整的PNS和超新星的EoS，其详细的组成是重要的中微子动力学。我们着重讨论了不同EoS的一个重要区别--对称能E 'sym的密度依赖性，它与中子星半径的有趣关系，以及丰中子核中中子分布的性质。通过对富中子核中子分布的地面实验、从头算方法的基准计算以及对高质量观测数据的统计分析，加深对E'sym的理解，将促进我们对EoS的认识。
2012-02-26 astro-ph.HE nucl-th
Neural network reconstruction of the dense matter equation of state from neutron star observables
强相互作用冷、热超密QCD物质的物态方程仍然是核天体物理领域的一个重大挑战。随着对中子星质量、半径和潮汐形变率测量的进展，电磁波和引力波观测表明，中子星在制约超致密QCD物质的起源中起着重要作用。在这项工作中，我们提出了一种新的方法，利用深度学习技术从质量半径（M-R）观测中重建中子星EoS。我们采用神经网络（NN）代表EoS在一个独立的模型的方式，在$\sim$ 1-7倍的核饱和密度的范围内。实施无监督自动微分（AD）框架以优化EoS，从而通过TOV方程产生最适合观测的M-R曲线。我们证明了这种方法的工作原理是在模拟数据上重建EoS，即，质量-半径对源自随机生成的多方EoS。重建的EoS以合理的精度拟合模拟数据，仅使用11个模拟M-R对观测值，接近当前实际观测值的数量。
2022-09-02 astro-ph.HE astro-ph.IM hep-ph
Optimal neutron-star mass ranges to constrain the equation of state of nuclear matter with electromagnetic and gravitational-wave observations
利用一个非常大的物理上合理的状态方程（EOSs）包含超过$10^{7}$成员，并产生超过$10^{9}$恒星模型库，我们进行了调查的影响，通过电磁观测的中子星半径测量可以对状态方程的核物质。预计正在进行的\textit{Neutron Star Interior Composition Explorer}飞行任务不久将进行这种测量，并将补充引力波探测对地球观测系统的限制。由于我们的EOS库的统计范围很大，我们可以获得对通常假设的第一个定量估计，即在测量质量最大的中子星（尽管很罕见）的半径时，EOS的高密度部分受到最好的约束，质量为$M\gtrsim2.1\,M_\odot$。同时，我们发现，中子星的半径测量质量$M\simeq1.7-1.85\,M_\odot$可以提供最强的约束的低密度部分的状态方程。最后，我们量化了未来任务的半径测量如何进一步提高我们对核密度下物质状态方程的理解。
2019-08-08 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
A three-parameter characterization of neutron stars' mass-radius relation and equation of state
本文提出用最大质量中子星的质量、半径及半最大质量星半径三个参数刻画一大类中子星状态方程，并建立从质量-半径关系到EoS的普适半解析逆映射，据此利用现有观测对高密度EoS给出新约束。
2024-08-01 astro-ph.HE nucl-th
Unified nonparametric equation-of-state inference from the neutron-star crust to perturbative-QCD densities
California Institute of Technology（加州理工学院）；LIGO Laboratory, California Institute of Technology（LIGO实验室，加州理工学院）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics（加拿大理论天体物理研究所）；University of Toronto（多伦多大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（基础物理研究所）；Tsung-Dao Lee Institute（李政道研究所）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）
本研究针对pQCD约束应用于中子星EOS推断的缺陷，构建覆盖中子星壳层到pQCD密度的统一非参数EOS模型，证实核心声速下降趋势但未发现最大质量降低效应。
2025-11-14 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Symmetry energy effect on the secondary component of GW190814 as a neutron star
质量为2.50-2.67 $M_{\odot}$的GW 190814的次级成分可能是迄今为止在致密双星系统中观测到的最轻的黑洞或最重的中子星。为了探索支持大质量中子星的可能物态方程，我们采用了具有密度依赖的等矢量耦合常数的相对论平均场模型来描述中子星物质。可接受的物态方程应满足一些约束条件：物态方程模型能提供满意的核描述;最大质量$M_\textrm{TOV}$大于2.6 $M_{\odot}$ ;正则1.4 $M_{\odot}$中子星$Λ_{1.4}$的潮汐变形能力应在GW 170817的约束范围内。在本文中，我们发现核对称能及其密度依赖性在决定中子星物质物态方程中起着至关重要的作用。2.6 $M_{\odot}$的质量和潮汐形变能$Λ_{1.4}=616_{-158}^{+273}$（基于GW 190814是一个中子星-黑洞双星的假设）的约束可以用对称能$L \leq 50$ MeV的斜率来满足.即使包括来自GW 170817的$Λ_{1.4}=190_{-120}^{+390}$的约束，它抑制了低密度下的EOS刚度，也不能排除GW 190814的次级成分是大质量中子星的可能性。
2021-01-14 astro-ph.HE nucl-th
Bayesian reconstruction of nuclear matter parameters from the equation of state of neutron star matter
核物质参数是构建中子星物质状态方程的基础，但这些参数不能直接获得。应用贝叶斯方法从中子星物质的初始态重构核物理谱的后验分布。通过适当地选择先验分布，将有限核观测量对低阶序参量的约束结合起来。计算是用两组真实模型已知的EoS伪数据进行的。二阶或更高阶NMP的中值显示出与其真实值相当大的偏差，并且相关的不确定性也较大。这些不确定性的来源是内在的性质，确定为（i）各种NMP之间的相关性和（ii）对称核物质的EoS的变化，对称能量，以及中子-质子不对称的方式，中子星物质EoS几乎不受影响。
2022-06-22 astro-ph.IM nucl-th physics.comp-ph
Note on fast spinning neutron stars with unified equations of states
为了将最新的脉冲星观测结果与已发展的中子星状态方程（EoS）相对应，我们采用了核壳统一的四种EoS，即BCPM、BSK 20、BSK 21和Shen-TM 1，以及文献中广泛使用的两种非统一EoS，即APR和GM 1，它们通常与Negele-Vautherin和Baym-Pethick-Sutherland地壳EoS相匹配。所有的核心Eos都满足最近对两颗质量被精确测量的大质量恒星的观测约束。我们发现，NS质量赤道半径的关系略有影响的平滑核壳匹配界面。此外，在地壳EoS和匹配接口的不确定性带来微不足道的变化，即使在最大旋转（开普勒）配置。我们还发现，对于所有四个统一的EOS，旋转可以增加恒星的引力质量高达$18\%-19\%$和赤道半径的$29\%-36\%$，这是与以前的计算使用非统一的EOS一致。对于质量为1.4 M $_{\odot}$的恒星，半径增加更为明显，达到$41\%-43\%$，即$5-6$ km。此外，通过面对的结果，使用统一的EOS，这给出了正确的经验值在饱和密度，两个有争议的确定半径的快速旋转4U 1608-52，我们解决了一个小的半径可能是更好地证明了这个源。
2018-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Complete relativistic equation of state for neutron stars
利用相对论平均场论理论，建立了中子星在宽密度范围内的物态方程。一致地研究了均匀和非均匀分布的中子星物质的性质。超子的加入大大软化了高密度下的状态方程。用高斯-费米近似来描述由重核晶格组成的非均匀物质。从均匀物质到非均匀物质的相变发生在$0.06 \rm{fm^{-3}}$附近，自由中子在大约$2.4 \times 10^{-4}\ \rm{fm^{-3}}$处从核中滴出。我们将所得的状态方程应用于中子星性质的研究，如中子星的最大质量和组成。
2002-02-09 astro-ph nucl-th
Neutron star properties: Constraining the nuclear matter EoS
我们研究了对称能密度依赖性对中子星几种性质的影响。特别地，我们研究了潮汐形变和中子星半径对核物质状态方程的约束，使用了一组不同的相对论和非相对论平均场模型，这些模型与有限核的体性质和观测到的中子星最大质量的下限相一致.潮汐变形能力和半径表现出很强的相关性与具体的线性组合的等密度线和等矢量核物质参数与EoS。这样的相关性表明，一个精确的值的半径或潮汐变形性可以把紧边界上的几个EoS参数，特别是在斜率的不可压缩性和曲率的对称能量。我们表明，密度依赖的对称性能量有一个直接的影响量的奇怪内冷致密物质，因此，直接Urca过程和冷却的中子星。我们解释了SAX1808.4 -3658的低光度是超声波直接Urca过程的结果。最后，我们讨论了对称能的密度依赖性对磁化中子星壳核过渡区扩展的强烈影响。由于磁场效应，地壳及其复杂性的增加可能对毛刺机制或对磁场衰减具有作用。
2019-04-08 astro-ph.HE nucl-th
Nuclear constraints on the momenta of inertia of neutron stars
中子星的性质和结构是由富中子恒星物质的物态方程决定的。相对论性重离子碰撞中的集体流和粒子产生严格地限制了对称核物质的状态方程，直到大约五倍于正常核物质密度，而最近的实验数据中的重离子碰撞中的同位旋扩散和等标度在中等能量下大大限制了核对称能的密度依赖性在亚饱和密度。尽管要完全确定丰中子核物质的物态方程还存在许多不确定性和挑战，但地面实验室的重离子反应实验已经将丰中子核物质的物态方程限制在比文献中目前用于天体物理研究的各种物态方程所能涵盖的范围小得多的范围内。这些核物理约束可以提供更多关于中子星性质的可靠信息。在已建立的形式化的核约束的地球观测系统中，我们研究了中子星的转动惯量。重点讨论了极相对论双中子星系统PSR J 0737 -3039的A组分。其转动惯量在1.30和1.63 $(\times10^{45}g$ $cm^2)$之间。此外，壳核边界处的过渡密度在$ρ_t=[0.091-0.093](fm^{-3})$的窄范围内。
2008-04-22 astro-ph nucl-ex nucl-th
Influence of effective nucleon mass on equation of state for supernova simulations and neutron stars
本文在RMF框架下提出调整有效核子质量的TM1m参数集并构建EOS5，表明其冷中子星性质满足2 M⊙脉冲星及1.4 M⊙中子星观测约束。
2025-02-14 astro-ph.HE nucl-th
